HyRec: A fast and highly accurate primordial hydrogen and helium recombination code
我们提出了一个国家的最先进的原始重组代码，HyRec，包括所有的物理效应，已被证明显着影响重组。氦复合的计算包括He I 2 1 P- 1 1 S线、He I 2 3 P- 1 1 S线中氢连续谱不透明度的简单解析处理，以及在现场近似下处理这些线之间的反馈。氢复合计算使用有效的多级原子方法，几乎占了无限数量的激发态。我们占双光子跃迁从2s和更高的水平，以及频率扩散莱曼α与完整的辐射转移计算。提出了一种新的方法，使辐射场与能级布居和自由电子分数同时演化。利用描述辐射转移的方程的特殊稀疏模式，加快了计算速度。完整重组历史的计算时间约为2秒。这使得我们的代码非常适合列入蒙特卡罗马尔可夫链的宇宙学参数估计即将到来的高精度宇宙微波背景各向异性测量。
2011-01-21 astro-ph.CO
Molecular hydrogen in the cosmic recombination epoch
随着对宇宙微波背景辐射各向异性的精确测量的出现，相应地激发了对宇宙复合历史的精确计算。由于氢原子的$n=2$能级存在“瓶颈”，宇宙复合的过程远远超出了平衡状态：原子只能通过缓慢的过程到达基态：双光子衰变或莱曼-$n=2$共振逃逸。然而，即使是一个小的原始丰度的分子可以有一个大的影响线间的不透明度在重组时期，并导致一个额外的路线氢重组。因此，本文计算了宇宙复合时期H $_2$分子的丰度。基态电子能级X $^1Σ^+_g$中的氢分子可以由激发态H $_2$电子能级B $^1Σ^+_u$和C $^1Π_u$形成，或者通过带电粒子H $_2^+$、HeH $^+$和H $^-$形成。我们遵循所有这些物种之间的过渡，解决旋转和振动的子水平。由于X $^1Σ^+_g$ -B $^1Σ^+_u$（莱曼带）和X $^1Σ^+_g$ -C $^1Π_u$（维尔纳带）跃迁的能量接近莱曼- $α$能量，由逃逸的H莱曼线光子引起的CMB光谱的畸变加速了H $_2$的形成和破坏，这是由于该通道相对于热速率。这导致X $^1Σ^+_g$能级中H $_2$分子的布居数偏离其热平衡丰度。我们发现，由此产生的H $_2$丰度是在$z=1200$处的$10^{-17}$和在$z=800$处的$10^{-13}$，其太小而不会对重组历史产生任何显著影响。
2010-12-10 astro-ph.CO
Influence of a quasi-molecular mechanism of recombination on the formation of hydrogen in the early universe
在准分子理论框架下，对宇宙演化过程中复合前阶段氢原子的形成进行了定量分析。绝热多级表示的计算使得能够估计辐射跃迁的概率。复合的准分子机制允许氢分子离子$H_2^+$在其基态下形成。这个过程的概率与氢原子产生的概率相当。第二个质子参与复合增加了电子的结合能，降低了氢的复合速率。
2020-08-03 astro-ph.CO physics.atom-ph
Two-photon approximation in the theory of the electron recombination in hydrogen
本文提出了氢原子激发态多光子衰变的严格QED理论。提出了“双光子”近似，它受到单光子和双光子跃迁的限制，包括双光子级联跃迁。这对于严格描述氢原子的复合过程，以及从理论上研究早期宇宙中氢原子复合的历史是有帮助的。
2010-03-09 astro-ph.CO physics.atom-ph
Radiative transfer effects in primordial hydrogen recombination
高精度宇宙复合历史的计算是近年来人们特别关注的问题，因为它是预测宇宙微波背景各向异性角功率谱的主要理论不确定性因素。莱曼跃迁，特别是莱曼-α线，由于其非常低的逃逸概率，长期以来一直被认为是复合的瓶颈之一。Sobolev近似不能以足够的精度描述莱曼线附近的辐射转移，并且在其他工作中已经计算了几个校正。本文计算了一些以前忽略的辐射转移效应的影响。首先，汤姆逊散射在莱曼α线附近的效果进行评估，使用一个完整的再分配内核纳入辐射转移代码。本文用解析近似法研究了氢线蓝向的光学厚氘莱曼α线产生畸变的反馈效应。结果表明，在宇宙学氢复合过程中，这两种效应都可以忽略不计。其次，高的重要性，非重叠莱曼过渡进行了评估。它示出，从以上的Ly-gamma和Ly-beta和更高的线的频率扩散线逃逸可以忽略不计的准确性损失。第三，一种形式主义概括的Sobolev近似的开发占的重叠的高躺莱曼线，这是导致可以忽略不计的变化的重组历史。最后，探讨了宇宙学氢复合脉泽的可能性。结果表明，在这里提出的纯辐射处理中不存在这样的脉塞。
2010-09-23 astro-ph.CO
Advanced Three Level Approximation for Numerical Treatment of Cosmological Recombination
本文介绍了一种新的用于快速计算原初氢氦等离子体宇宙学复合的公开数值程序。该代码是基于三能级近似（TLA）模型的复合，并允许我们考虑到一些精细的物理效应的宇宙学复合的同时使用fudge因子。代码可以在http://www.ioffe.ru/astro/QC/CMBR/atlant/atlant.html上找到
2011-04-15 astro-ph.CO
Detecting the cosmological recombination signal from space
CMB的光谱畸变最近受到越来越多的关注。我们的宇宙学一致性模型的一个不可避免的失真信号是由宇宙学复合过程产生的，就在光子最后散射到红移$z\simeq 1100$之前一点。这些宇宙复合线，由氢和氦等离子体发射的，应该仍然是可观察到的微小偏离CMB黑体光谱中的厘米-分米光谱带。在本文中，我们提出了一个预测的可检测性的重组信号与未来的卫星实验。我们认为，认真考虑未来的CMB实验在空间应给予探测光谱失真，特别是，重组线信号。宇宙学复合辐射不仅可以确定标准的宇宙学参数，而且还为我们的宇宙学模型的关键成分之一：宇宙学复合历史提供了直接的观测证实。我们表明，与目前的技术，这样的实验是未来的，但可行的。通过打开这扇通往早期宇宙的新窗口，潜在的回报可能是相当可观的。
2015-03-18 astro-ph.CO
Signals From the Epoch of Cosmological Recombination
描述宇宙重组时代的物理成分非常简单，也非常容易理解。这一事实使我们能够考虑到各种各样的物理过程，仍然发现潜在的可测量的后果的能谱和温度各向异性的宇宙微波背景（CMB）。在这篇文章中，我们提供了一个简短的历史概述与宇宙重组时代及其连接到CMB。此外，我们强调了一些详细的物理学研究在过去几年中的背景下，宇宙学的氢和氦的重组。（abrigded）
2009-08-04 astro-ph.CO
Modelling recombinations during cosmological reionization
电离前沿扩展到中性介质中可以通过复合显着减慢。在宇宙学数值模拟中，复合率通常使用“聚集因子”来计算，该因子考虑到模拟密度场中并非所有尺度都被解析。在这里，我们证明，使用一个单一的值的聚集因子显着高估的重组率，以及如何局部估计的聚集因子都很容易计算，并给出显着更好的数值收敛。我们认为，这个较低的值的重组率是更相关的再电离过程中，因此，在再电离过程中的重组的重要性被高估。
2010-11-16 astro-ph.CO
Hydrogen recombination in the early Universe in the presence of a magnetic field
本文研究了早期宇宙中存在磁场时的氢复合。推导了在磁场存在下的复合温度方程。弱场和强场的极限情况被认为是。结果表明，存在一个临界磁场，在该磁场以上，系统在所有温度下都处于氢原子相。估计了在磁场存在下复合温度的相对位移，并证明了这种位移是很小的。
2015-09-03 astro-ph.CO hep-ph
Cosmological recombination: feedback of helium photons and its effect on the recombination spectrum
在本文中，我们考虑的再处理的高频光子发射的HeII和HeI的宇宙重组时期的HeI和HI。我们证明，与忽略所有反馈过程的计算相比，与早期宇宙中氦的存在有关的宇宙学复合光子的数量可以增加约40%-70%。我们的计算意味着每个氦核可以产生3-6个额外的光子。因此，在宇宙复合过程中总共会发射出约12-14个与氦相关的光子。这是对宇宙复合谱的重要补充，将来可能会使使用CMB能谱的差分测量来确定氦的原始丰度变得稍微容易一些。此外，由于这些光子是高红移反馈过程的唯一见证者，原则上观察它们提供了一种检查我们对复合物理学理解的方法。在这里最有趣的是，反馈的HeII光子的HeI导致出现几个额外的，而狭窄的光谱特征在低频的HeI复合光谱。因此，在宇宙微波背景辐射光谱中，由于宇宙学复合而导致的氦相关特征在某些特定频率上的特征可以超过~17%的平均水平好几倍。我们发现，特别是nu ~ 10 GHz，~ 35 GHz，~ 80 GHz和~ 200 GHz附近的频带似乎受到强烈的影响。此外，我们还计算了宇宙学电离历史的变化，发现只有原初HeI光子对HeII-->HeI复合动力学的反馈有影响，在z~2300处产生DN_e/N_e ~+ 0.17%的变化。这个结果似乎比这个过程的早期计算中得到的结果小2-3倍（删节）。
2009-09-12 astro-ph.CO
Ultrafast effective multi-level atom method for primordial hydrogen recombination
宇宙学氢复合由于其对预测宇宙微波背景各向异性功率谱的重要性，最近又重新引起人们的关注。已经清楚的是，为了获得足够精确的复合历史，有必要考虑大量n >~ 100的氢原子能壳层，分别遵循角动量子态。然而，遵循所有这些能级的总体的多能级原子代码在计算上是昂贵的，限制了最近的分析，只有在参数空间中的几个点。在本文中，我们提出了一种新的方法来解决多能级原子的复合问题，它分裂成一个计算昂贵的原子物理学组件，是独立的宇宙学，和超快宇宙演化组件的问题。原子物理学部分遵循激发态之间的束缚-束缚和束缚-自由跃迁网络，并计算辐射连接到基态的一小部分“界面”态的有效跃迁率。宇宙学演化分量只遵循界面态的布居。通过预表的有效率，我们可以减少多能级原子计算的经常性成本超过5个数量级。所得到的代码是足够快的马尔可夫链蒙特卡罗参数估计算法。它还不包括最近一些论文中考虑的辐射转移或高n双光子过程。为了产生可用于普朗克数据分析的重组码，还需要对这些效应进行进一步的分析处理。
2010-08-14 astro-ph.CO
The 21-cm Signal from the Cosmological Epoch of Recombination
中性氢的红移21厘米发射提供了一个独特的工具，在三维空间中映射早期宇宙的结构形成。在这里，我们提供了第一个详细的计算21厘米发射信号期间和之后的氢复合的红移范围为z ~ 500- 1100，对应于观察到的波长为100-230米。21厘米谱线偏离了与宇宙微波背景（CMB）的热平衡，这是由于氢和氦的复合产生了过量的Ly-alpha辐射。由此产生的21厘米信号达到毫开尔文的亮度温度，比以前估计的大几个数量级。与现有的CMB各向异性二维图相比，未来的月球或天基天文台对它的探测可以大大改善宇宙学初始条件的统计约束。
2013-11-28 astro-ph.CO
Lowest order thermal correction to the hydrogen recombination cross section in presence of blackbody radiation
本文基于量子电动力学微扰理论，研究了黑体辐射下氢原子复合与电离截面的最低阶热修正，并讨论了其在实验室及天体物理温度范围内的效应。
2021-08-30 astro-ph.CO physics.atom-ph
Lyman-alpha transfer in primordial hydrogen recombination
来自宇宙微波背景（CMB）各向异性的宇宙学约束依赖于对宇宙复合历史的精确理论计算。最近的工作强调了辐射转移计算的重要性，由于在HI莱曼线的高光学深度。莱曼-α线中的传输主要由真实发射和吸收、哈勃膨胀和共振散射决定。共振散射导致光子由于来自氢原子的热速度的随机反冲而在频率上扩散，并且还由于经由原子反冲的能量损失而向较低频率漂移。过去的分析莱曼-α转移在复合时代要么考虑了这些过程的一个子集，忽略了时间依赖性，或错误地假设相同的发射和吸收曲线。我们在这里提出了一个完全依赖于时间的辐射转移计算的莱曼α线，包括所有这些过程，并将其与以前的结果，忽略了共振散射。我们发现一个更快的重组由于反冲增强莱曼-α逃逸率，导致在z=900的自由电子密度为0.45%的减少。这导致小尺度CMB功率谱的增加，这对于当前数据是可以忽略的，但对于普朗克来说将是0.9西格玛校正。我们讨论的原因，我们发现一个较小的修正比其他一些最近的计算。
2009-06-30 astro-ph.CO
Comment on "Two-photon approximation in the theory of electron recombination in hydrogen" (D. Solovyev and L. Labzowsky, Phys. Rev. A 81, 062509 (2010))
本文给出了D. Solovyev和L. Labzowsky内级联近似，被重新审视。某些衰变通道的校正结果与这些作者的原始结果有时相差一个数量级。一些方面的宇宙重组过程中澄清。
2011-12-09 astro-ph.CO physics.atom-ph
High-n Hydrogen Recombination Lines from the First Galaxies
我们调查的前景盲目和有针对性的搜索在无线电域（10 MHz至1太赫兹）的高n氢复合线从第一代星系，在z < 10。预期的光学薄自发α线光度计算作为一个函数的绝对AB星系在1500埃的星等。对于盲目的搜索，半经验光度函数被用来计算的星系的数量，其预期的流量密度超过假设的可探测性阈值。在10^4 km/s的基准瞬时通带中，在给定的观测频率下，至少有一个可探测星系的最小天空面积图可以用来评估给定设施探测所需的盲搜索时间。我们发现，检测的机会是最高的mm和submm域，但发现自发发射在盲目的搜索，特别是从红移z >> 1，是一个挑战，即使与强大的设施，如ALMA和SKA。在被引力透镜放大的Lyman-break星系中，有针对性地搜索主量子数n ~ 10的谱线，成功的概率较高。在这样一个星系中探测到不止一条氢谱线将允许谱线识别和星系红移的精确测定。
2013-08-28 astro-ph.CO
Reconstructing the recombination history by combining early and late cosmological probes
本研究提出结合CMB、BAO和超新星数据重构宇宙复合期电离历史的新框架，发现复合过程自由度会削弱宇宙学参数约束，BAO可打破参数简并，超新星数据更支持非标准复合历史，未来SPT-3G将大幅降低重构不确定性。
2024-08-13 astro-ph.CO
Using the cosmological recombination radiation to probe early dark energy and fundamental constant variations
宇宙复合辐射（CRR）是来自早期宇宙的光谱畸变信号之一。来自氢和氦的CRR光子早于最后的散射过程，因此允许探测前复合时代的物理现象。在这里，我们计算由早期的暗能量模型和不同的基本常数所引起的CRR的修改。这些新的物理学例子最近与哈勃张力有关的活动有所增加，激发了这里提出的探索性研究。相关的CRR响应频谱丰富，但信号电平很小。我们预测了未来光谱仪对这些效应的可能灵敏度。我们的估计表明，CRR直接取决于在前重组时代的膨胀历史和重组物理的变化。然而，未来的灵敏度需要光谱仪的限制，与其他宇宙学探测器的竞争。尽管如此，CRR的测量可以直接进入否则无法进入的阶段，突出了这些类型的观测可能作为早期宇宙的探测器的潜力。与${\it Planck}$数据的组合进一步表明，协同方法非常有前途。
2022-09-25 astro-ph.CO
Matter temperature after cosmological recombination
宇宙中原子物质的温度保持在宇宙背景辐射的温度，直到在z~100处去耦。在这之后，它的冷却速度比辐射快（\propto是（1+z）^[2]而不是（1+z）），如果天体物理反馈过程没有加热星系间介质，它今天的冷却速度会降到20 mK左右。我们展示了如何康普顿耦合方程的衍生物有助于数值遵循解耦过程。
2009-04-21 astro-ph.CO
Investigation of the electromagnetically induced transparency in era of cosmological hydrogen recombination
对宇宙微波背景形成过程的研究是目前最实际的问题之一。本文分析了氢原子对外光场的响应。场的特征是通过宇宙复合时代的条件来定义的。用三能级原子近似描述了“原子-场”相互作用。结果表明，在这种情况下发生了电磁感应透明现象。考虑EIT现象，有必要更新天体物理学描述的过程中的宇宙微波背景的形成，特别是索博列夫逃逸概率。发现Sobolev逃逸概率定义中光学深度的附加项约为1%。
2012-07-23 astro-ph.CO physics.atom-ph
Precise cosmological parameter estimation using CosmoRec
我们使用新的宇宙重组代码，CosmoRec，参数估计的背景下（未来）精确测量的CMB温度和偏振各向异性。我们解决的问题，如何以前被忽视的物理过程中的重组模型的Recfast影响的关键宇宙学参数的确定，第一次进行模型的重组问题的模型计算。特别是，我们问的偏见如何取决于不同的参数组合，例如，当改变氦丰度或中微子物种的有效数量除了标准的六个参数。我们还预测了复合修正对于Planck、ACTPol和SPTPol组合数据分析的重要性。此外，我们问的重组校正是真正至关重要的CMB参数估计，以及是否基于红移相关的校正函数Recfast的方法是足够的，在这种情况下。
2011-02-17 astro-ph.CO
What it takes to solve the Hubble tension through modifications of cosmological recombination
本文利用 Fisher 偏置方法研究对 ΛCDM 复合过程的微扰修改，发现其可在 Planck CMB 数据下缓解哈勃张力并降低 S8，但加入 BAO 与未标定超新星数据后无法完全解决。
2023-04-25 astro-ph.CO
CRRfast: An emulator for the Cosmological Recombination Radiation with effects from inhomogeneous recombination
本研究开发了可快速准确模拟宇宙复合辐射的公开仿真器CRRfast，补全CLASS的ΛCDM谱畸变建模能力，证实非均匀复合的二阶效应可用于检验哈勃张力相关参数空间。
2023-06-13 astro-ph.CO
Hydrogen Recombination with Multilevel atoms
氢复合是许多天体中最重要的原子过程之一，如II型超新星（SN~II）大气、宇宙复合时期的高红移宇宙和星际介质中的H II区。如果考虑许多角动量子态、非共振过程，并从辐射转移方程的解计算所有原子过程的速率，而不是在热平衡假设下使用普朗克函数，电离分数的精确预测可能与简单解给出的结果大不相同。我们使用通用模型大气代码PHOENIX 1D来比较基本概率，如光电离概率，逃逸概率和碰撞去激发概率如何受到环境中其他金属，多个角动量子状态和非共振过程的影响。我们的比较是基于SN 1999 em的模型，SNe II型，爆炸后20天。
2010-05-04 astro-ph.CO astro-ph.SR
Sensitivity forecasts for the cosmological recombination radiation in the presence of foregrounds
宇宙复合辐射（CRR）是宇宙微波背景（CMB）不可避免的$Λ$ CDM谱畸变之一。虽然它显示了跨dm-mm波长的丰富光谱结构，但它也是目标最小的信号之一。在这里，我们进行了详细的预测，预期的灵敏度水平，不仅需要检测，而且还提取宇宙学信息的CRR中存在的前景。我们使用${\tt CosmoSpec}$来计算CRR，包括所有重要的辐射转移效应和对复合动力学的修改。我们确认，整体CRR信号的检测是可能的光谱仪的概念，如${\it SuperPIXIE}$。然而，为了真正利用宇宙学信息，需要$\simeq 50$倍更灵敏的光谱仪。虽然非常未来，这可以提供对原始氦丰度$Y_p$的独立约束，并探测BBN和复合过程中额外相对论自由度的存在。当考虑将CMB光谱仪与现有CMB数据相结合时，显著改善对其他宇宙学参数的约束需要更高的灵敏度（$\simeq 5$的另一个因素）。在很大程度上，这是由于天体物理前景，有趣的是，它并没有降低对$Y_p$和$N_{\rm eff}$的约束。因此，未来的CMB光谱仪可以开辟一种探测非标准BBN场景，暗辐射和无菌中微子的新方法。此外，使用CRR结合现有的和即将到来的CMB各向异性数据，可以间接探测暴胀物理学。
2020-06-08 astro-ph.CO
Could the Cosmological Recombination Spectrum Help Us Understand Annihilating Dark Matter?
在本文中，我们探讨了DM湮灭对宇宙学复合谱的潜在影响。通过这个例子，我们想证明宇宙学复合谱原则上对复合过程中可能释放的额外能量的细节是敏感的。我们限制自己DM模型产生一个可以忽略不计的原始扭曲的CMB能谱。然而，由于在宇宙复合时期，大部分的能量可以直接进入电离和中性原子的激发，宇宙复合谱和电离历史仍然会受到显着的影响。我们计算修改宇宙学的重组光谱使用我们的多级HI和HeI重组代码，显示额外的光子创建由于DM湮灭引起的跃迁的未补偿回路。正如我们在这里所示，结果取决于详细的分支到加热，电离和激发的沉积能量。在测量宇宙复合谱时，这种依赖性原则上应该使我们能够揭示潜在的湮灭DM模型（或者更一般地说，导致能量注入的机制）的性质。然而，对于目前的上限的潜在DM湮灭率在复合的宇宙学复合谱的影响只在百分之几的水平。尽管如此，我们在这里认为，宇宙复合谱将提供另一个独立的和非常直接的方法来检查在高红移的额外电离或激发光子的来源的存在。这将打开一个新的窗口，可能（非标准）的过程发生（删节）
2009-10-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmology with Recombination Spectrum
精确测量宇宙复合光谱可以为观察早期宇宙提供一个全新的窗口。我们的目标是量化隐藏在宇宙复合谱中的信息，为此，我们开发了一种新的代码，遵循Ali-Haimoud和Hirata（2010），Ali-Haimoud（2013）提出的算法。我们的代码紧密基于COSMOSPEC代码[Chluba and Ali-Haimoud（2016）]。我们发现，使用Fisher信息矩阵，并假设前景可以通过使用更高或更低的频率通道和空间信息减去，超出检测将需要一个实验的灵敏度$25$倍更好的建议的实验PIXIE相比。这样的实验将能够测量宇宙学参数，其精度与CMB各向异性实验具有竞争力。最好的约束参数是重子能量密度，$Ω_{\rm b}$，原则上可以以令人难以置信的精度确定。我们还表明，氢线的形状连接到氢复合的速度，与复合线的峰值重合的复合率的峰值。一般来说，谱线的形状编码了关于作为红移函数的重组率的信息。
2019-10-31 astro-ph.CO
Estimating the impact of recombination uncertainties on the cosmological parameter constraints from cosmic microwave background experiments
我们使用我们最近的RICO代码训练集来估计重组不确定性对后验概率分布的影响，这些后验概率分布将从未来的CMB实验中获得，特别是普朗克卫星。用MCMC方法对宇宙学参数的后验分布进行抽样分析，发现在最小六参数LCDM模型中，如果不采用RICO给出的复合历史描述，Planck对n_S、Omega_bh ~ 2和log（As）的偏差分别为-0.7、-0.3和-0.4 σ。其余参数未受到显著影响。我们还表明，宇宙学的依赖与RICO模型的重组历史的修正后得到的普朗克卫星的情况下的后验分布的影响可以忽略不计。在实践中，这意味着，包括额外的纠正现有的重组代码可以实现使用简单的宇宙学无关的“捏造功能”。最后，我们还研究了最近在氢复合处理方面的一些改进的影响，这些改进仍然没有包括在我们当前版本的Rico训练集中，假设这些修正的宇宙学依赖性可以忽略不计。总之，以我们目前对完全复合过程的理解，如果不考虑所有这些修正的话，从普朗克理论推导的宇宙学参数的预期偏差可能分别为-2.3，-1.7和-1 σ。我们注意到，尽管对普朗克可能具有重要意义的物理过程的列表似乎已接近完成，但仍需付出一些努力来验证不同小组所获得的结果。
2009-10-22 astro-ph.CO
Effect of Radiative Feedbacks for Resonant Transitions during Cosmological Recombination
半解析地考虑了由于宇宙学红移而引起的HI $n\to 1$线对HI $(n+1)\to 1$光子的延迟共振重吸收对HI总$n\leftrightarrow 1$跃迁速率的抑制。提出了在简单的三能级近似复合模型框架下考虑这种效应的方法。它被证实，共振反馈影响电离分数在约0.2%的水平上的最后一次散射的时代。提供了氦的HeI $2^1P\leftrightarrow 1^1S$ $\Rightarrow$ HeI $2^3P\leftrightarrow 1^1S$反馈的类似考虑。据证实，允许这种反馈导致预测的自由电子分数增加0.12%，在$z\simeq 2300$。结果表明，考虑到吸收和热化的$2^1P\leftrightarrow 1^1S$共振超平衡光子（在其红移到HeIPDMATHABMR频率）由少量的中性氢（$10^{\rm -7} - 10^{\rm -4}$的总数量的氢原子和离子）存在于氦复合时期是重要的，正确考虑这种氦反馈。
2009-12-30 astro-ph.CO
Quasi-Molecular mechanism of cosmological recombination: a scheme of calculation
本文针对宇宙学复合的准分子机制，基于严格量子力学方法制定计算方案，并以封闭代数形式导出了自由-束缚辐射跃迁至准分子激发态的概率。
2023-07-31 astro-ph.CO physics.atom-ph
EIT phenomenon for the three-level hydrogen atoms and its application to the era of the cosmological recombination
研究了早期宇宙中的电磁感应透明现象。本文计算了光子在氢原子上单次散射的基本过程，目的是为了在辐射转移理论中应用。发现了依赖于外界条件的附加函数$f$，该函数可以看作是对光学深度的调整，它导致了逃逸概率$p_{ij}(τ_S)\rightarrow p_{ij}(τ_S(1+f))$现代化的必要性。给出了三能级近似下不同原子方案的$f$数值。发现在部分情况下，函数$f$的大小对CMB的形成有显著影响。
2014-03-22 astro-ph.CO physics.atom-ph
Magnetic heating across the cosmological recombination era: Results from 3D MHD simulations
宇宙磁场的起源是一个尚未解决的问题，磁生可能发生在早期宇宙。我们通过三维磁流体动力学数值模拟研究了这种原始磁场在宇宙重组时期的演化。我们计算了衰变磁场对重子的有效加热率或净加热率及其与磁场强度和谱指数的关系。在阻力主导的制度（$z \gtrsim 1500$），在重组之前，我们发现没有真正的加热产生。我们的模拟使我们能够顺利地跟踪一个新的过渡制度（$600 \lesssim z \lesssim 1500$），在那里的磁能衰减，首先，到动能的重子。湍流速度场的建立，直到它饱和，作为净加热率上升，从重组的低值，其峰值接近过渡制度的结束。随后是湍流衰减区（$z \lesssim 600$），其中磁能通过磁场和速度场的湍流衰减消散，而净加热保持可观并缓慢下降。净加热率的峰值和湍流衰减的发生都大大延迟超过重组，高达0.5万年（直到$z\simeq 600-700$），尺度不变的磁场。我们提供了一系列的场强和光谱指数的解析近似和目前的数值结果，说明红移依赖的耗散和净加热率。这些结果可用于研究宇宙微波背景对原始磁场的约束。
2018-05-14 astro-ph.CO
Primordial magnetic fields and modified recombination histories
本文针对原初磁场诱导的小尺度重子团块对宇宙复合历史的影响，提出一种线性化处理方法以自洽计算修正后的复合历史，发现团块因子不足以缓解哈勃张力等宇宙学矛盾，但该框架具有普适性并为完整理论描述奠定了基础。
2025-09-19 astro-ph.CO
Ly alpha escape during cosmological hydrogen recombination: the 3d-1s and 3s-1s two-photon processes
我们给出了莱曼α光子的辐射转移方程的一个公式，它允许我们包括宇宙学氢复合过程中3s-1 s和3d-1 s衰变通道的双光子修正。我们用这个方程来计算的Lyman α光子在氢复合过程中的Sobolev逃逸概率的修正，然后让我们计算的变化，在自由电子分数和CMB温度和偏振功率谱。结果表明，在z~1400处，与Sobolev近似相比，有效逃逸几率变化了DP/P ~+ 11%.在z~1190处，这使氢的复合速度加快了DN_e/N_e ~- 1.6%，这意味着|DC_l/C_l| l >~ 1500时约为1%-3%，CMB功率谱中最大值和最小值的位置发生了偏移。这些修正对于分析未来的资本市场管理局数据将是重要的。总校正是三个独立过程叠加的结果，涉及（i）问题的时间依赖性方面，（ii）由于莱曼α线附近的发射和吸收轮廓形状与正常洛伦兹线的量子力学偏差引起的校正，以及（iii）热力学校正因子，这是非常重要的。所有这些修正在Sobolev近似中都被忽略了，但它们在未来的CMB观测中很重要。所有这三个可以自然地获得在莱曼α吸收过程的双光子配方。然而，修正（i）和（iii）也可以在正常的“1+1”光子语言中推导出来，而不一定要去双光子图像。因此，只有（ii）是真正相关的量子力学方面的双光子过程（删节）
2009-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stability of small-scale baryon perturbations during cosmological recombination
本文研究了重子流体在复合过程中的小尺度涨落（重子压力声波）。特别是，我们看看它们的演化中存在的重子和光子之间的相对速度在大尺度上（$k \sim 10^{-1} \ {\rm Mpc}^{-1}$），这是自然存在的去耦的时代。先前的工作得出结论，波动增长是由于重组等离子体中声波的不稳定性，但增长因子对于典型的宇宙学模型来说很小。这些分析模型的重组在一个不均匀的宇宙作为一个扰动的参数均匀的解决方案。我们表明，相关的波数$k\gtrsim 10^3\ {\rm Mpc}^{-1}$的动态显着改变的运输电离连续（$hν>13.6$ eV）和莱曼- $α$光子之间的波峰和波谷的密度扰动。我们解决了这两个频率范围内的光子的辐射转移，并将结果在一个微扰的三能级原子模型。我们的结论是，不稳定性持续在中间尺度。我们使用的结果来估计在$10^{7}$随机实现的大规模相对速度的增长率的分布。我们的研究结果表明，有没有明显的增长，这些$10^7$实现，我们发现的最大增长因子是小于$\approx 1.2$在波数$k \approx 10^{3} \ {\rm Mpc}^{-1}$。不稳定性的低增长因素是由于电子和光子耦合的复合时期的持续时间相对较短。
2015-08-10 astro-ph.CO
A quasi-molecular mechanism of formation of hydrogen in the early Universe -- a scheme of calculation
在我们最近的论文（Kereslidze et all 2019 a，2021）中，提出了一种非标准的准分子机制，并应用于处理宇宙学重组。人们假设，在宇宙演化的预复合阶段，一个电子与两个相邻的质子结合，产生了氢分子离子$H_2^+$，处于高度激发态，然后下降到较低的激发态或解离。在这项工作中，我们阐述了计划的计算自由束缚辐射跃迁到吸引态的$H_2^+$的红移$z$的功能。连同早期开发的$H_2^+$中的束缚-束缚辐射跃迁的处理，详细的计算方案可用于设计快速和完整的宇宙学复合代码。
2021-04-22 astro-ph.CO physics.atom-ph
Recombination induced thermodynamic Gaussian cosmological baryonic fluctuations
在某些情况下，例如在相变附近，热力学波动变得宏观相关，并且相对幅度增长远高于标准$N^{-1/2}$标度，其中$N$是粒子的数量。这种大的波动的特征在于尺度不变的高斯功率谱。在这封信中，我表明，突然下降的重子声速跨越重组导致的条件，导致在这样大的热力学高斯波动的重子电离分数。在压力平衡下，这将导致在重子分量中产生标度不变密度和温度涨落的机制，这是重子本身热力学所固有的。在$Λ$ CDM框架内，这种额外的随机波动源导致了暴胀残余小波数谱和高斯随机波动振幅在高于第一声峰的频率处的解耦，这种效应可以解释宇宙微波背景（CMB）推断和哈勃常数的局部动力学测定之间的不匹配。在没有暗物质的修正引力理论中，提出的机制可以作为声峰区域随机高斯密度波动的来源。
2017-10-23 astro-ph.CO
HYREC-2: a highly accurate sub-millisecond recombination code
我们提出了新的重组代码HYREC-2，持有相同的精度作为国家的最先进的代码HYREC和COSMOREC，并在同一时间，超过了通常用于CMB各向异性数据分析的代码RECFAST的计算速度。HYREC-2是基于一个有效的四能级原子模型，精确地解释了氢的高激发态的非平衡，并非常准确地解释了辐射转移效应，并对莱曼- $α$逃逸率进行了修正。后者是用原始的HYREC计算的，并制成表格，作为温度的函数，以及它对相关宇宙学参数的导数。这使得代码能够在普朗克目前允许的宇宙学参数的99.7%置信区间内保持与原始HYREC-2相同的精度，同时在标准笔记本电脑上运行不到1毫秒。我们的代码导致任何宇宙学参数没有明显的偏见，即使在一个理想的宇宙方差有限的实验高达$\ell$ = 5000的情况下。除了CMB各向异性计算，HYREC-2将是一个有用的工具来计算各种可观测的，取决于复合和热历史，如复合光谱或21厘米信号。
2020-10-21 astro-ph.CO
Modified hydrogen recombination rate due to non-Hubble redshift effects
Institute for Nuclear Research of Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院核物理研究所）
本研究针对宇宙学参数测量差异问题，修正莱曼-α光子复合速率的计算模型，发现非哈勃红移效应可解释参数差异，且修正模型支持该效应并偏好特定宇宙学参数取值。
2026-10-16 astro-ph.CO hep-ph hep-th
All-sky signals from recombination to reionization with the SKA
宇宙氢含量的宇宙演化，通过重组和再电离的结束，预计将被揭示为微妙的光谱特征，在统一的河外宇宙射电背景。中性氢21厘米自旋翻转跃迁激发温度的红移演化表现为相对于宇宙微波背景的红移发射和吸收。从宇宙黎明和时代的再电离的光谱迹线的精确签名是依赖于恒星和早期星系的第一束缚系统的光谱辐射率，丰度和分布，其中支配的自旋翻转水平人口的演变。当自旋温度偏离周围遗迹宇宙微波背景的温度时，从这些历元红移21厘米，导致在40-200 MHz范围内的全天空光谱结构，几乎完全在SKA低波段内。气体演化的另一个光谱结构是氢和氦复合时期的红移复合线;这一事件产生的弱全天光谱结构最好在SKA-mid的350-3050 MHz波段的上端检测到。SKA干涉仪元件的总功率谱形成了这些来自复合和再电离的微弱信号的测量集;元件间干涉仪vibrations形成了校准集。面临的挑战是在精密偏振校准的元素光谱响应和解决添加剂和不必要的混淆泄漏天空角结构模式到光谱模式。在这里，我们讨论的观测方法和设计要求，使这些全天空SKA测量的宇宙演化的氢。
2015-01-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
H, He-like recombination spectra I: $l$-changing collisions for hydrogen
星云中的氢和氦发射线是由辐射复合形成的。这是一个简单的过程，原则上可以非常精确地描述。He I和H I发射线的比率可用于测量He $^+$ /H $^+$丰度比，其精度与复合速率系数相同。本文研究了关于描述$n$壳层中能量简并态间偶极$l$变化碰撞（$nl\rightarrow nl'=l\pm 1$）的正确理论的争论。半个世纪以来，Pengelly和Seaton（1964）的工作一直被认为是“解决”这个问题的权威性研究。Vrinceanu et al.（2012）建议使用半经典近似的速率系数，其比Pengelly & Seaton（1964）的速率系数小近一个数量级，结果是$nl$种群需要显著更高的密度才能达到局部热力学平衡。在这里，我们比较预测的H~I发射率从两个作品，并发现广泛的差异，高达$\approx 10$ %。这远远超过了从观测中获得原始He/H丰度比所需的1%精度，从而限制了大爆炸宇宙学。我们推荐使用Pengelly & Seaton（1964）的速率系数来描述$l$变化碰撞的H复合谱，这是基于长程偶极相互作用的量子力学表示。
2016-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards a complete treatment of the cosmological recombination problem
本文提出了一种新的宇宙学复合问题的研究方法，它完成了我们以前对宇宙学氢复合时期双光子过程效应的分析，解释了ns-1 s和nd-1 s拉曼事件以及n>=2能级的双光子跃迁。氢的重组问题是使用一个有效的400壳层多层次的方法，我们随后添加到文献中讨论的所有重要的重组校正到目前为止。我们明确地解决了辐射转移方程的莱曼系列光子场，以获得所需的修改的速率方程的解决水平。与以前的计算结果一致，我们发现2s-1 s拉曼散射导致复合延迟DN_e/N_e~0.9%（z~920）。双光子衰变和拉曼散射从较高的水平（n>3）导致一个小的额外的修改，和精确的结果时，可以获得包括其影响的前3-5壳。这项工作是迈向新的宇宙学重组代码（CosmoRec）的重要一步，该代码取代了Recfast中包含的物理模型，并且由于其运行时间短，可以用于分析未来来自普朗克测量员的CMB数据。
2010-12-07 astro-ph.CO gr-qc physics.atom-ph
Time of primordial Be-7 conversion into Li-7, energy release and doublet of narrow cosmological neutrino lines
在大爆炸核合成过程中产生的重要轻元素之一是Be-7，当复合变得有效时，Be-7通过电子捕获衰变为Li-7，但在Saha平衡复合达到之前。这意味着Be-7应该等到它的复合时期，即使类氢铍原子的半衰期只有106.4天。考虑到超精细结构子能级的布居数和复合、光电离和转换速率的动力学方程，我们计算了原始Be-7到Li-7的转换发生的时间。我们还计算了Be-7衰变产生的窄中微子偶线的能量和光谱。
2011-05-31 astro-ph.CO nucl-th
Detecting cosmological recombination lines with a non-ideal antenna -- a first step to practical realization
针对宇宙复合辐射（CRR）谱线比CMB弱9个数量级且未被探测的问题，本研究首次用非理想天线波束色偏模型模拟探测，证明色偏天线可探测CRR，还揭示天线非理想性容忍度的影响因素，为APSERa实验设计提供参考。
2024-11-28 astro-ph.CO astro-ph.IM
Magnetic field spectrum at cosmological recombination revisited
如果矢量型扰动存在于复合前的原始等离子体中，则通过哈里森机制，磁场的产生是不可避免的。在标准的宇宙学扰动理论中，一阶标量扰动的非线性耦合会产生二阶矢量扰动，从而产生磁场。本文在前人研究的基础上，重新研究了宇宙学扰动中二阶磁场的产生，并采用新开发的二阶Boltzmann程序，考虑了纯二阶矢量扰动的时间演化，从而进一步研究了二阶磁场的产生.我们证实了由一阶标量模的乘积项得到的磁场振幅与我们以前的研究结果是一致的。然而，我们发现，无论是数值计算和分析，从纯粹的二阶矢量扰动的磁场部分抵消了磁场的一阶标量模式的乘积项，在紧耦合制度中的辐射占主导地位的时代。因此，小尺度磁场的振幅$k \gtrsim 10~h{\rm Mpc}^{-1}$小于先前的估计。在宇宙学复合中产生的磁场的幅度约为$B_{\rm rec} =5.0\times 10^{-24}~{\rm Gauss}$对$k = 5.0 \times 10^{-1}~h{\rm Mpc}^{-1}$。最后，我们讨论了其他作者对磁场振幅的估计存在差异的原因。
2015-06-03 astro-ph.CO gr-qc
Magnetised cosmological perturbations in the post-recombination era
我们研究非均匀磁化宇宙通过后重组时代的牛顿引力和理想的磁流体力学极限的框架。的非线性运动学和动力学方程推导和线性化周围的牛顿对应的爱因斯坦-德西特宇宙。这使得我们可以直接与早期的相对论处理这个问题的方法进行比较。重点线密度扰动的演变，我们提供了新的解析解，其中包括磁压力的影响，以及那些领域的张力。我们证实，场的压力抑制密度畸变的增长，并可以诱导一个纯磁性的牛仔裤长度。在大于上述特征长度的尺度上，不均匀性增长，尽管比非磁化宇宙中的速度要慢。小于磁金斯长度的波长通常以减小的振幅振荡。我们还确定了一个狭窄的范围内的尺度，低于牛仔裤长度，扰动表现出较慢的幂律衰减。在所有情况下，场的影响与其强度成正比，并随着我们逐渐变小的长度而增加。
2015-11-25 astro-ph.CO gr-qc
Primordial magnetic fields generated by the non-adiabatic fluctuations at pre-recombination era
在预复合时代，宇宙学密度涨落可以通过汤姆森散射自然产生磁场。在以往的研究中，只考虑了初始绝热涨落产生的磁场。本文基于宇宙学扰动理论，利用光子流体和重子流体之间的紧耦合近似，研究了由原初非绝热涨落产生的宇宙学磁场.结果表明，在紧耦合近似的一阶展开下，非绝热涨落产生的磁场是可以产生的。这一结果与绝热初始涨落的情况相反，绝热初始涨落的情况下只能产生二阶的磁场。在一个一般的情况下，原始密度扰动包含小的非绝热波动上的主要绝热的顶部，我们表明，领先的磁场的来源是由二阶耦合的绝热和非绝热波动。我们计算了当非绝热涨落具有蓝色功率谱时所产生的磁场的功率谱，这是最近的宇宙学观测所提出的。
2011-11-25 astro-ph.CO gr-qc
Phenomenology of Modified Gravity at Recombination
我们讨论的现象学印记的修改重力在早期宇宙的重组时间的具体重点。我们得出几个有趣的结果，这样的修改对宇宙学观测的影响，特别是对声振荡的驱动和定相，观察到的CMB和BAO，以及弱引力透镜的CMB和星系的形状。这扩大了可用于当前和未来测量的重力测试的测量池，特别是实现了CMB频谱主峰结构的全部约束能力。我们调查这样的现象是否可以放松宇宙学测量之间的紧张关系，并发现在重组时的引力常量的修改将有助于调和测量的CMB与本地测量的哈勃常数。
2018-10-04 astro-ph.CO gr-qc
Testing dark energy after pre-recombination early dark energy
在复合前早期暗能量（EDE）的研究中，复合后宇宙的演化通常被认为是类$ΛCDM$的，对应于导致电流加速膨胀的暗能量的状态方程是$w=-1$。然而，在现实的模型中，$w$可能正在演变。我们分别考虑了Axion-like EDE和AdS-EDE模型中$w$相对于红移$z$的参数化.我们用最近的宇宙学数据进行了Monte Carlo Markov链分析，发现最佳拟合的$w(z)$与$w_0=-1,w_a=0$（宇宙学常数）相容，并且$w$的演化只在很小程度上有利，因此对提升${H_0}$的最佳拟合值影响不大.
2022-08-31 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Combining pre- and post-recombination new physics to address cosmological tensions: case study with varying electron mass and sign-switching cosmological constant
本文通过案例研究表明，结合变化电子质量和变号宇宙学常数等重组前后新物理仍无法解决哈勃张力，并揭示物质密度参数Ωm在其中的关键制约作用。
2024-09-23 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
